歷史
牛頓天文望遠鏡
第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗後，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5cm直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45度角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90度角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
套用
反射望遠鏡在天文望遠鏡中套用十分廣泛。由於這種系統對玻璃材料在光學性能上沒有特殊要求，光線不需透過材料本身，而重量較輕無色差又是反射鏡的一大優點，因此大口徑的望遠鏡都採用反射式。但是反射物鏡表面精度對光程的影響是雙倍的，如果僅由一個反射表面來成像，則此表面所需的精確度（垂直入射光）比單個折射表面的精確度要高四倍。可見反射表面磨製的要求是很高的。再加上需經常重新鍍反射面及部件組裝、校正的困難，反射系統在科普望遠鏡中套用受到限制。
編輯本段分類
反射望遠鏡中常用的有牛頓系統、卡塞格林系統、格雷戈里系統等。現代的大型反射望遠鏡，大都通過鏡面的變換，在同一個望遠鏡上得到不同的系統，以用於不同的觀測項目。下面分別介紹常用的幾種系統。
1、牛頓系統
牛頓系統是反射系統中最簡單的光學系統（見圖）。為了消去球差，主鏡一般製成拋物面。但當相對孔徑減小到1/12以下，主鏡可製作為球面。它的結構簡單，磨製比較容易，成本低廉。國內外愛好者自製的天文望遠鏡大多採用此系統。但由於軸外像差較大，視場不宜做得過大，且眼望方向與鏡筒指向方向不一致，使觀測者尋星較為困難。但是，相對孔徑較大的拋物面牛頓系統，往往被採用作為口徑較大的物鏡系統，其像質優良，光力強對拍攝視場不大的視面天體十分合用。 作成本高昂，再加上視場角較小，所以科普天文望遠鏡中不常用。南京天文儀器研製中心的KP400K採用卡塞格林系統。
2、 格雷戈里系統
詹姆斯•格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置 格雷戈里系統
於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
3、卡塞格林系統和R-C系統
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。 卡塞格林系統
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡有經典卡塞格林系統和R-C系統；前者的主鏡為拋物面，副鏡為雙曲面，而後者的主鏡為雙曲面，副鏡也是雙曲面。此二類系統在大型望遠鏡製作中經常使用。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；因此得到了非常廣泛的套用；但由於其主副鏡均為非球面，加工難度甚大，製作成本高昂；再加上視場角較小，所以科普天文望遠鏡中不常用。 在反射望遠鏡中，有時會設計成多個焦點，用以產生不同的相對孔徑、視場角及焦距。如內史密斯天文望遠鏡。它是卡塞格林天文望遠鏡的一種變種；系統在望遠鏡筒內，主鏡和目鏡之間設有一面反射鏡（如牛頓系統）。它既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可套用牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。 內史密斯系統
南京天文儀器研製中心的KP400K採用卡塞格林系統。 反射式天文望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光範圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
編輯本段世界上最大的天文望遠鏡
凱克望遠鏡Keck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（Keck W M）捐贈（Keck I 為9400萬美元，Keck II為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測，所獲得的解析度相當於直徑85m的鏡面。它們的口徑都是10m，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8m，而厚度僅為10cm，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。 "象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻"。 邁向世界上最大的天文望遠鏡行列的還有位於加那裡群島（大西洋東北部）的的大型加那裡天文望遠鏡，鏡面直徑10.4m以及位於南非的南非大型天文望遠鏡，鏡面直徑11m。
編輯本段歐洲最大的天文望遠鏡
大型經緯天文望遠鏡（БТА）現是歐洲最大的天文望遠鏡，坐落在俄羅斯北高加索山區，海拔2700m。它是一種反射型天文望遠鏡；主鏡（接受天體光的光學鏡面）直徑6.05m，具有鏇轉拋物面外形。其光學系統可利用主鏡焦點和兩個內史密斯焦點來對天體進行觀察。通過彼此之間的差異來進行誤差校正。望遠鏡的可移動部分重量約650t.，總重量約850t.。它於1975年建成，1976年投入使用。 反射望遠鏡在天文觀測中的套用已十分廣泛，由於鏡面材料在光學性能上沒有特殊的要求，且沒有色差問題，因此，它與折射系統相比，可以使用大口徑材料，也可以使用多鏡面拼鑲技術等；磨好的反射鏡一般在表面鍍一層鋁膜，鋁膜在2000-9000埃波段範圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，反射望遠鏡還適於對近紅外和近紫外波段進行研究；因此較適合於進行恆星物理方面的工作（恆星的測光與分光），目前設計和建造的大口徑望遠鏡都是採用的反射系統，遺憾的是反射望遠鏡的反射鏡面需要定期鍍膜，故它在科普望遠鏡中的套用受到了限制。 反射望遠鏡由於工作焦點的不同又分為牛頓系統和R-C系統（如我國最大的2.16米望遠鏡）、折軸系統等。
編輯本段牛頓式反射望遠鏡
優點： 由於反射鏡的造價要比透鏡低的多，因此對於大口徑的望遠鏡來說，經常做成反射式的，而不是笨重的折射式。 攜帶型設計的反射望遠鏡，雖然鏡筒只有500mm，但焦距卻可以達到1000mm。 牛頓式反射鏡的焦比可以達到f/4到f/8，非常適合觀測那些暗弱的河外星系、星雲。 有些時候用這種望遠鏡觀測月亮和行星也是很適合的。 如果要進行拍照，使用牛頓式望遠鏡時非常好的。但是使用起來要比折反式望遠鏡要麻煩一點。 牛頓式結構可以很好的會聚光線，在焦點處得到一個非常明亮的像。 缺點： 開放的鏡筒式的空氣可以流通，這樣不僅會影響到成像的穩定度，而且一些塵埃會隨著流動的空氣進入鏡筒並附著在物鏡上，長此以往會破壞物鏡表面的鍍膜，使其反射力下降。 由於這種結構的物鏡比較容易破裂，所以使用的時候需要倍加小心。 對於偏軸的光線，牛頓式望遠鏡會產生彗差。 這種結構的望遠鏡不適合於對地面景觀的觀測。 通常牛頓式望遠鏡的口徑和體積都比較大，因此價格也比較昂貴。 由於加了一個二級平面反射鏡，所以會損失一些光線。
